Nadbytek elektronů a pozitronů v kosmickém záření

Transkript

1 Nadbytek elektronů a pozitronů v kosmickém záření (Radomír Šmída, smida@fzu.cz) Poslední dobou se zdá, že převratné objevy z oblasti kosmického záření přicházejí během předvánočního období. V roce 2007 bylo publikováno historicky první pozorování anizotropie směru příletů extrémně energetického kosmického záření vznikajícího mimo naši domovskou Galaxii. V letošním roce se téměř současně objevily dvě zprávy přinášející velmi zajímavé výsledky studia kosmického záření, které vzniká v blízkém okolí sluneční soustavy. Jedna zpráva hovoří o přebytku elektronů kosmického záření a druhá přináší podobný výsledek pro antičástice elektronu - pozitronů. Oba výsledky mohou vést ke změně našeho pohledu na vesmír. Může se ukázat, že jsme poprvé nepřímo pozorovali signál přicházející z částic temné látky. Přestože temná látka (dark matter) tvoří více než 80 procent celkové látky vesmíru (součet viditelné a temné látky), nebyla dosud dokázána. Proto každý nepřímý důkaz existence temné látky bude znamenat zásadní objev pro fyziku elementárních částic, astronomii a kosmologii, ale může zanechat stopu i v nepřírodovědných oborech, jako je například filozofie. 1. Elektrony a pozitrony Elektrony jsou velmi dobře prozkoumané elementární částice, které nás obklopují v běžném světě a ze kterých je poskládán každý z nás. Obíhají v atomech okolo kladně nabitých jader a jejich svět popisuje kvantová teorie. Elektron je nositelem jednotkového elektrického náboje a proto interaguje s okolím elektromagnetickou silou. Další síly, které na elektrony působí jsou gravitační a slabá síla (zodpovědná za rozpady některých atomových jader). Kvůli nízké hmotnosti (klidová hmostnost je m = 9,1*10^(-31) kg, což se dá vyjádřit pomocí rychlosti světla c a Einsteinova vztahu E = m c^2 jako klidová energie E = 511 kev, 1 ev = 1,6*10^(-19) J) je gravitační působení hmotných objektů na elektron za běžných podmínek tak slabé, že se dá zanedbat. Pozitron byl první teoreticky předpovězenou a poté experimentálně pozorovanou částicí. Jeho existenci předpověděl Paul Dirak v roce Sedm let později zaznamenal Carl Anderson při studování kosmického záření novou částici, která měla stejné vlastnosti jako elektron, až na kladný elektrický náboj. Nově objevená částice byla identifikována s částicí předpovězenou Dirakem a díky svému kladnému elektrickmu náboji získala název pozitron. Z Dirakovy předpovědi plyne, že každá částice má svou antičástici, která má stejné vlastnosti jako částice, jen její náboje mají opačné znaménko. Díky tomu se dráha pozitronu při průletu magnetickým polem zatočí opačným směrem, než dráha elektronu, jak můžeme vidět na obrázku 1. Přestože je pozitron stejně jako elektron stabilní částicí, na Zemi krátce po svém vzniku zaniká anihilací. Anihilace je proces, kdy se antičástice setká s částicovým protějškem a při tomto setkání zaniknou, například za vzniku dvojice gama částic. Protože se díky procesům odehraným během prvních zlomků sekundy po vzniku vesmíru narušila původní rovnováha mezi počtem částic a antičástic ve prospěch slabého nadbytku částic (tento proces se nazývá baryogeneze), vyskytují se v soudobém vesmíru pouze objekty poskládané z částic. Také naše planeta, sluneční soustava i Mléčná dráha jsou vyskládány z částic. Antičástice v současném vesmíru vznikají jen při energetických procesech, které se odehrávají buď v atomových jádrech nebo při interakcích kosmického záření.

2 Proces anihilace může probíhat i opačně, kdy se gama částice (nesoucí energii vyšší než dvojnásobek klidové energie elektronu) přemění na pár elektron-pozitron. Délka života pozitronu pak závisí na hustotě elektronů v prostředí v němž se pohybuje. Proces zániku a vzniku antičástice je vyfotografován na obrázku 1: přilétající pozitron anihiluje na gama částici, která posléze zaniká při kreaci páru elektronpozitron. Obrázek 1: Dráhy elementárních částic vyfotografované v mlžné komoře. Červená křivka sleduje dráhu přilétajícího pozitronu, který se anihilací přemění na gama částici (vysokoenergetiký foton), ze kterého vzniká dvojice elektron-pozitron po průletu krátké dráhy (11 cm). Díky přítonosti magnetického pole se dráha elektronu (modrá křivka) zatáčí opačným směrem než dráha pozitronu (zelená křivka). Obrázek převzat z [1]. 2. Energetické ztráty elektricky nabitých částic Částice nesoucí elektrický náboj si nemohou nekonečně dlouhou dobu udržet kinetickou energii a různými procesy o ni přicházejí během svého putování vesmírem. Současná fyzika dokáže popsat procesy, kterými relativistické elektrony a pozitrony mohou ztrácet svou kinetickou energii. Tyto procesy se odehrávají buď při průchodu částice magnetickým polem anebo látkou. V této kapitole budou popsány dva nejvýznamější procesy ovlivňující energetickou bilanci elektronů a pozitronů v oblasti energií 1 GeV až 1 TeV (1 GeV = 10^9 ev, 1 TeV = 1000 GeV).

3 Rádiová astronomie odhalila přítomnost magnetických polí v okolí hvězd, v prachových a vodíkových mračnech i v mezihvězdném prostoru naší Galaxie. Magnetická pole zatím nejsou dostatečně prozkoumána a v současnosti dokážeme pouze hrubě popsat jejich strukturu, orientaci magnetických siločar a sílu magnetické indukce. Pro účely studování pohybu kosmického záření s energií v oblasti jednotek až stovek GeV si lze naštěstí vystačit jen se základním popisem zmagnetizovaných oblastí. Pro úplnost dodejme, že typická hodnota magnetické indukce magnetických polí v naší Galaxii se pohybuje v jednotkách až desítkách mikro Gaussů (1 mikro Gauss = 10^(-10) Tesla) a jejich typická velikost leží v rozmezí jednotek (typická mezihvězdná vzdálenost) až desítek parseků (1 parsek = 3,1*10^16 m). Pohybující se nabitá částice je v magnetickém poli nucena k pohybu kolem magnetických siločar. Částice, která mění velikost nebo směr své rychlosti, vyzařuje elektromagnetické záření - v tomto případě synchrotronové záření (viz. obrázek 2). Vyzařování má směrovou závislost, ale integrací přes prostorový úhel se dá spočítat celkový vyzářený výkon a tedy změna kinetické energie zkoumané částice. Synchrotronové záření bylo poprvé pozorováno v galaxii M 87 v padesátých letech minulého století a od té doby u mnoha dalších galaktických i extragalaktických objektů. Protože celkový vyzářený výkon protonů je o 13 řádů nižší než u elektronů se stejnou energií, dá se předpokládat, že pozorované synchrotronové záření pochází právě od vysokoenergetických elektronů. K další významné ztrátě energie elektronu dochází při jeho interakci s nízkoenergetickými fotony (rádiové, infračervené a optické záření). Po srážce s elektronem si foton odnáší část energie elektronu a přechází z rádiové oblasti do rentgenové nebo dokonce až do gama oblasti (obrázek 3). Pro přesný výpočet energetických ztrát elektronů musíme znát hustotu fotonů v oblasti, kterou elektron prochází. V odborné literatuře se tento typ interakce nazývá inverzní Comptonův rozptyl. Obrázek 2: Schématické znázornění vzniku synchrotronového záření při šroubovicovém pohybu elektronu kolem silokřivky magnetického pole.

4 Obrázek 3: Foton získavající energii na úkor kinetické energie elektronu při inverzním Comptonově rozptylu. 3. Současné představy o zdrojích Pozorování vysokoenergetických elektronů a pozitronů vyvolává otázky o jejich původu. Za pravděpodobné zdroje jsou považovány zbytky po výbuších supernov a pulzary. Při podrobném studiu procesů popsaných v předchozí kapitole se dá ukázat, že elektrony a pozitrony s energií několika desítek GeV mohou přicházet jen z velmi blízkého okolí naší sluneční soustavy. Jak bylo ukázáno například v práci [2], elektrony by si při putování z oblastí vzdálenějších více než několik stovek parseků neudržely vysokou kinetickou energii a vyzářily by ji dříve, než by doputovaly ze zdroje na Zem. Radiační doba života elektronu (tj. doba po které elektron ztratí většinu své kinetické energie) s počáteční energií stovky GeV je řádově sto tisíc let. Foton by za tuto dobu proletěl celou Galaxii. Avšak elektricky nabitý elektron se nepohybuje po přímé dráze. Pro popsání jeho pohybu v komplikovaném prostředí Galaxie je nevyhnutelné použít přibližný model šíření. Prostor Mléčné dráhy se aproximuje jako soubor oblastí s různou hustou mezihvězdné látky a náhodnou orientací a velikostí magnetického pole. U zkoumaného elektronu je pak sledována jeho kinetická energie (může ji ztrácet a za příznivých okolností i nějakou získat), interakce s okolní látkou a zakřivení směru vektoru rychlosti v magnetických polích. Z těchto výpočtů pak vyplývá radiační doba života elektronů. Sousedství sluneční soustavy je dobře zmapováno astronomickými pozorovaními. Víme, že se zde nachází několik oblastí, v nichž se vyskytují podmínky pro účinné urychlování elektronů. Jedním z takových míst je okolí jednoho z nejbližších pulzarů nacházejícího se v souhvězdí Plachty (latinsky Vela). Tento pulzar obklopený mlhovinou leží ve vzdálenosti 250 parseků od Slunce. Zhruba před jedenácti tisíci lety zde vybuchla supernova a nyní zde pozorujeme rozpínající se oblaky plynu s rychle rotující neutronovou hvězdou uprostřed. Celá tato oblast jsou jasnými zdroji v rádiové, optické i rentgenové oblasti. Přesvědčivým důkazem, že naše představa o urychlování částic kosmického záření na vysoké energie je správná, přinesla pozorování gama částic s energií v oblasti TeV pomocí Čerenkovských teleskopů

5 (obrázek 4). Přítomnost gama záření s nejvyššími dosud pozorovanými energiemi se vysvětluje srážkami urychlovaných částic kosmického záření (což jsou především protony, které díky menším energetickým ztrátám získají výrazně vyšší energie než elektrony) s atomovými jádry okolní mezihvězdné látky. Modely použité pro studium šíření elektronů se dají aplikovat i pro studium pohybu jiných částic kosmického záření (z 90% protony, dále pak stabilní atomová jádra a jejich izotopy). Z těchto simulací plyne, že při interakcích částic kosmického záření vzniká velké množství pozitronů, které můžeme pozorovat v okolí Země. Důležité je zdůraznit, že podle našich představ vznikají pozitrony jen jako sekundární částice při procesech v mezihvězdném prostoru. Nepředpokládá se žádný primární zdroj produkující antičástice elektronu. Obrázek 4: Pozorování objektu se jménem RX J teleskopem HESS [3]. Tento objekt byl identifikován se zbytkem po výbuchu supernovy. Barevná stupnice ukazuje změřenou intenzitu zaznamenaných gama částic.

6 4. Měření elektronů a pozitronů kosmického záření Experimentální pozorování elektronů a pozitronů se musí vypořádat se spoustou problémů. Především není možné částice kosmického záření pozorovat na povrchu Země, neboť částice kosmického záření neproletí zemskou atmosférou. Měřící aparatura tak musí být vynesena až nad atmosféru. Máme dvě možnosti jak vyslat detektory do dostatečné nadmořské výšky. První cestou je vyslání balónů s detektory do stratosféry do nadmořské výšky mezi třiceti a čtyřiceti kilometry. Balóny jsou nejčastěji vypouštěny v okolí zemských pólů, kde díky nízké hustotě osídlení nikoho neohrožují při svém pádu, ale především v blízkosti magnetických pólů proniká kosmické záření nejblíže k zemskému povrchu. Bohužel se dosud daří udržet balóny v požadované nadmořské výšce maximálně dva až tři týdny. Při přesném měření elektronů a pozitronů musí být vzaty v úvahu i částice vzniklé při interakci kosmického záření v zemské atmosféře, kterým se podařilo uniknout pryč do vysoké nadmořské výšky. Takovéto částice se později mohou podél siločar geomagnetického pole vrátit zpět k Zemi na opačné polokouli. Příspěvek těchto částic znepřesňuje výsledky měření, neboť jsou detektorem nesprávně považovány za částice přilétající z meziplanetárního prostoru. Z tohoto pohledu je perspektivnější měření na družicových experimentech. Ty se pohybují v dostatečné nadmořské výšce několik stovek kilometrů. Limitujícím faktorem pro družicové experimenty je cena. Každá měřící aparatura musí být vynesena raketou anebo raketoplánem, což přináší značné finanční náklady. Ze stejného důvodu je omezena i velikost měřící aparatury. Přitom ve fyzice kosmického záření platí pravidlo: čím větší detekční plocha, tím lépe. Tok přicházejících částic strmě klesá s rostoucí energií a proto velikost detektoru ohraničuje maximální energii částic, kterou je možné měřit. Kupříkladu jen jedna částice přilétá k Zemi s energií 100 GeV na jeden metr čtvereční, ale částic s energií desetkrát vyšší je již tisíckrát méně. Měřící aparatury mají po několika desetiletích pokusů několik nezbytných prvků zaznamenávajících různé vlastnosti zachycených částic (obrázek 5). Přesný čas a místo příletu částice vstupující do detektoru je detekován při průletu plastickým scintilátorem. Další součástí detekční aparatury bývá magnetický spektrometr, v jehož magnetickém poli s indukcí až 0,5 Tesla se zakřivuje dráha nabité částice a velikost zakřivení závisí na elektrickém náboji a rychlosti částice. Pomocí dat z magnetického spektrometru lze rozpoznat různé izotopy atomových jader, odlišit proton od pozitronu anebo elektron od antiprotonu. Po průletu dalším plastickým scintilátorem zaznamenávajícím čas a místo průletu následuje zobrazovací kalorimetr. Zobrazovací kalorimetr je obvykle soubor kovových desek proložených křemíkovými senzory, které zaznamenávají prolétající částice. Elektrony i pozitrony interagují již v první anebo druhé desce za vzniku nových částic. Podélný a příčný profil profil zaznamenaných spršek pak dovoluje rozeznat pozitron od protonu s velmi vysokou přesností. Může se zdát, že je nadbytečné využívat magnetický spektrometr i kalorimetr k rozpoznání částic, ale praktickou zkušeností se tento přístup ukázal jako naprosto nezbytný. V oblasti energií desítek GeV totiž připadá na jeden pozitron přibližně deset elektronů a tisíc protonů. Pro úplnost dodejme, že frakce antičástic protonu - antiprotonů - by byla rovna jedné desetině. Protony jsou výrazně majoritním zástupcem v kosmickém záření a je třeba je velmi dobře identifikovat při studiu jiných typů částic. Tento úkol je kruciální zvláště při měření pozitronů, které jsou stejně jako protony kladně elektricky nabité. Práve zkombinováním informací z magnetického spektrometru a kalorimetru se dá dosáhnout požadované přesnosti identifikace protonů a pozitronů.

7 Obrázek 5: Řez družicovým experimentem PAMELA [4]. Zaznamenaný pozitron prolétá postupně jednotlivými detektory až do svého zániku v kalorimetru.

8 5. Záhadný nadbytek elektronů Poslední a nejpřesnější měření elektronů kosmického záření bylo získáno experimentem ATIC (Advanced Thin Ionization Calorimeter), což je program detekce zastoupení částic v kosmickém záření a jejich energetického spektra během balónových letů nad Antarktidou [5]. I když sledování zastoupení různých typů částic poskytlo spoustu zajímavých výsledků, my se budeme zabývat jen měřením elektronů. Výsledky tohoto měření byly publikovany v prestižním časopise Nature [6]. Zastoupení elektronů v kosmickém záření v závislosti na energii je ukázáno na obrázku 6. Přerušovaná čára ukazuje modelovou předpověď a modré body jsou data z experimentu ATIC. Nejvýraznější přebytek elektronů se nachází v rozmezí energií 300 až 800 GeV, kde bylo podle teroretického modelu předpokládáno zaznamenání 140 elektronů a ve skutečnosti bylo naměřeno 210 elektronů. Při interpretaci výsledků byly vzaty v úvahu dva odlišné modely vysvětlují tento překvapivý nadbytek elektronů. První z nich počítá s příspěvkem signálu pocházejícího z nejbližších pulzarů a zbytků po výbuších supernov. Pro vysvětlení nadbytku v signálu elektronů však musí zdroje produkovat velmi strmé a úzké energetické spektrum, což žádné známé astronomické zdroje nesplňují. Pozornost se tak obrátila na model počítající s tajemnými částicemi temné látky (anglicky dark matter). Z mnoha astronomických měření (např. pozorování supernov v kosmologických vzdálenostech, měření reliktního záření, sledování pohybu hvězd v galaxiích a pohybu galaxií ve vesmíru) víme, že námi neviděná látka výraznou měrou převažuje nad viditelnou látkou. (Do kategorie viditelné látky se řadí mezigalaktický a mezihvězdný plyn, veškeré hvězdy, planety apod.) Temná látka přitom nebyla ještě nikdy přímo pozorována. Její podstata zůstává jednou z největších záhad současné fyziky. Částice temné látky se nechovají moc "společensky" při setkání s obyčejnou látkou, neboť jsou k ní netečné a neinteragují s ní. Pouze při vzájemných setkáních částic a antičástic temné látky může dojít k jejich anihilaci. Produktem takovéto anihilace se mohou stát elektrony spolu s pozitrony. Některé hypotézy částicové fyziky předpovídají existenci částic temné látky a popisují jejich případné vlastnosti. První skupinou je teorie supersymetrie (známá pod zkratkou SUSY). Tato teorie předpovídá existenci stabilní neutrální částice - neutralina. Pokud by byla předpověď teorie správná, existovalo by v současném vesmíru ohromné množství těchto částic a ty by pak byly hlavní složkou temné látky. Avšak jak se ukazuje, neutralina by při vzájemných anihilacích produkovaly příliš široké spektrum vzniklých elektronů a jsou tedy stejně jako dříve diskutované astronomické objekty málo pravděpodobnými zdroji pozorovaného hrbolu ve spektru elektronů kosmického záření. Jako nejnadějnějším vysvětlením se jeví anihilace tzv. Kaluzových-Kleinových částic. Tyto částice jsou předpovězeny teoriemi, které popisují svět elementárních částic za pomoci minimálně jedné prostorové dimenze navíc k třem známým prostorovým rozměrům - šířka, hloubka, výška. Těchto extra-dimenzí může být vícero a množina předpovězených nových částic je tedy docela široká. Jak je ukázáno na obrázku 6, anihilace Kaluzovy-Kleinovy částice s klidovou energií 620 GeV může přispívat elektrony, které dokáží dobře popsat jejich nadbytek naměřený balóny ATIC.

9 Obrázek 6: Nadbytek elektronů v kosmickém záření zaznamenaný balónovým experimentem ATIC (modré body). Očekáváný tok elektronů je znázorněn přerušovanou křivkou. Tečkovaná křivka ukazuje možný příspěvek z rozpadů částic temné látky s klidovou energií 620 GeV. 6. Jěště více záhadný nadbytek pozitronů Dne 15. června 2006 odstartovala z kosmodromu Bajkonur ruská raketa Sojuz s detektorem PAMELA (Payload for Antimatter Matter Exploration and Light-nuclei Astrophysics) na palubě. Tento satelit obíhá na eliptické dráze ve výšce v rozmezí 350 a 610 kilometrů nad povrchem Země se sklonem 30 stupňů vůči zemské ose [4]. Během zhruba 500 dní (od svého vypuštění do února 2008) družice naměřila více než jednu miliardu událostí, z nichž více než 150 tisíc byly identifikovány jako elektrony a devět a půl tisíc jako pozitrony s energiemi v rozmezí 1,5 až 100 GeV [7]. Jedná se o dosud největší množství pozitronů zaznamenaných jedním experimentem. Podíl počtu pozitronů vůči součtu všech elektronů a pozitronů je znázorněn v obrázku 7. Při porovnání s teoretickou předpovědí vidíme nedostatek pozitronů při nízkých energiích a naopak přebytek pozitronů s celkovou energií vyšší než 10 GeV. Tato teoretická předpověď počítá s produkcí pozitronů pouze při interakcích kosmického záření s mezihvězdnou látkou.

10 Pozitrony stejně jako každá částice přilétající z prostorů mimo sluneční soustavu s energií nižší než 10 GeV obtížně překonávají sluneční vítr. Sluneční vítr je proud plazmy, který směřuje od Slunce do meziplanetárního prostoru a jehož intenzita se mění s 22 letým cyklem sluneční činnosti. Jeho přesný vliv na intenzitu částic kosmického záření není zatím přesně znám. Pozorování pozitronů, ale i elektronů anebo protonů, v této oblasti energií napomáhá lépe poznat vliv sluneční činnosti na proud částic kosmického záření a také může přiblížit vliv centrální hvězdy naší planetární soustavy na meziplanetární prostor. Druhým avšak nejvíce překvapivým výsledkem je nárůst podílu pozitronů v intervalu vysokých energií. Tento nárůst je velmi významný a pokračuje až do energie 100 GeV. Pokud pozitrony vznikají pouze při interakcích kosmického záření, očekává se pokles jejich podílu s energií. Není-li tomu tak, musíme si klást otázku, odkud tyto pozitrony přicházejí a jakým mechanismem jsou produkovány. Stejně jako v případě elektronů může jít buď o astronomické zdroje (např. produkce pozitronů v extrémně silných magnetických polích v blízkosti blízkých pulzarů) nebo o možný příspěvek z anihilace temné látky. Příspěvek pocházející z temné látky je však nutné omezit měřením antiprotonů prováděném na stejném experimentu [8]. Antiprotony nevykazují žádný nárůst podílu v kosmickém záření ve stejném rozsahu energií jako byly měřeny pozitrony. 7. Závěr Pokud shrneme oba dva nedávno zveřejněné výsledky, zdá se, že k nám přilétá výrazně vyšší množství elektronů i pozitronů než plyne z teoretických očekávání. V případě elektronů měřených experimentem ATIC se měřený přebytek dá nejlépe vysvětlit anihilací částic temné látky. Stejně tak i výsledky satelitu PAMELA by se daly vysvětlit příspěvkem pozitronů pocházejícím z temné látky. Avšak v obou případech je potřeba pečlivě zvážit vsechny možná vysvětlení rozporu pozorování s teorií. Nejdříve je jistě potřeba se soustředit na modely šíření kosmického záření v naší Galaxii. Tyto modely, ač velmi propracované, mohou v sobě stále obsahovat nepřesné předpoklady. Naše závěry jsou zatím založeny na porovnání výsledků měření s výsledky právě těchto modelů. Přitom si nejsme jisti, jestli v modelech používáme správné parametry mezihvězdného prostředí, správné zastoupení nukleonů v kosmickém záření anebo zda jsou správně popsány všechny procesy odehrávající se při vysokých energiích. Jistě bude zajímavé sledovat další vývoj na poli pozorování. Družice PAMELA bude pokračovat v měření minimálně do prosince 2009, taktéž se dají očekávat nové balónové experimenty anebo instalace detektoru kosmického záření na mezinárodní vesmírné stanici v dohledné době. Použitá literatura: [1] [2] Kobayashi, T. et al.: ApJ 601 (2004) [3] Aharonian, F. A. et al.: Nature 432 (2004) [4] [5] [6] Chang, J. et: Nature 456 (2008) [7] Adriani, O. et al.: zasláno do Nature, arxiv: [8] Adriani, O. et al.: zasláno do Phys. Rev. Lett., arxiv:

11 Obrázek 7: Podíl pozitronů v kosmickém záření měřený družicovým experimentem PAMELA.Černá křivka ukazuje teoretickou předpověď, kdy se předpokládá produkce pozitronů při interakcích kosmického záření s mezihvězdnou látkou. Nedostatek pozitronů při nižších energiích (žlutá plocha) je pravděpodobně způsoben slunečním větrem. Nadbytek pozorovaných pozitronů (zelená plocha) rostoucí s energií nebyl zatím spolehlivě vysvětlen. Poděkování: Článek vznikl za podpory Grantové agentury AV ČR (grant KJB ).